GRBで暗黒エネルギーを探る
高橋慶太郎
２００９年５月２１日
with
筒井・中村（京都大）米徳・村上（金沢大）概要
GRBにはある「よい性質」があり、これを用いるとGRBを宇宙論研究の道具として使うことができる。特に暗黒エネルギーの進化についての情報が得られると期待される。
目次
１、暗黒エネルギーとcosmic distance ladder
２、ＧＲＢで暗黒エネルギーを探る

１、暗黒エネルギーとcosmic distance ladder宇宙の大きさ a

現在

過去

宇宙は加速膨張しているようだ。

過去

現在

時間（１０億年）

暗黒エネルギー
加速膨張はどんなにおかしなことか？

4πGa = −( ρ + 3P ) a3
普通の物質ならエネルギーも圧力も正なので膨張は減速。
→ 万有引力
加速膨張するには負の圧力が必要になる。
→ 暗黒エネルギー
・宇宙定数・クインテッセンス
・ブレーンワールド
・修正重力理論

E. Hubble

宇宙膨張①
Hubbleはセファイド変光星を用いて遠方の銀河の距離を測定。
→ ハッブルの法則の発見
後退速度v
1000km/s

500km/sv = H 0d
H：ハッブル定数0≈ 500 (km / s / Mpc)
距離d01Mpc

2Mpc

宇宙膨張②v = H 0d
H：ハッブル定数≈ 70 (km / s / Mpc)0
後退速度
天体の輝線・吸収線の波長のずれからわかる。
光子が天体から地球に届くまでにどのくらい宇宙膨張を経験したかを表す。
距離
一般に天体までの距離を測るのはとても難しい。
標準光源を使う。

標準光源（standard candle）

天体の明るさがあらかじめわかっていれば、見かけの明るさから距離がわかる。
しかし宇宙はそんなに甘くない。
8セファイド変光星
・星の膨張収縮で変光・周期１～１００日・光度～10 6 Lsun

変動の周期と絶対光度によい相関がある。

L ∝ T 0.9なので周期と見かけの明るさから天体までの距離がわかる。
f =→ 標準光源

L4πd 2

セファイドによる距離決定
NGC 1326A・セファイドで銀河までの距離を測る
・銀河のスペクトルで後退速度を測る→ Hubble diagramに点を打てる

HST key project
HSTを使ってセファイドによる銀河の距離決定を系統的に行った

W. Freedman

HSTv = H 0d
20MpcまでHubble diagramを伸ばしたが、これだけではあまりハッブル定数は決まらない。
Freedman et al. 2001

cosmic distance ladder
セファイドで距離がわかっている銀河（にある超新星）で何か関係式を作って遠方にも適用する

三角測量で距離がわかっているセファイドで関係式を出し、遠くのセファイドに適用する

超新星、銀河…
セファイド変光星
三角測量
1pc

1kpc

1Mpc

1Gpc

距離セファイドを使って銀河・超新星などを標準光源としてcalibrationする。

Ia型超新星
暗いものは早く暗くなる

銀河１つ分の明るさ！
減光時間で補正するととてもよい
標準光源となる白色矮星にガスが降着→ チャンドラセカール限界

２次的距離指標
セファイドから決めた２次的な距離指標からさらに遠方の天体の距離を決定→ 400MpcまでのHubble diagram
Freedman et al. 2001

H 0 = 72 ± 8 (km / s / Mpc)

ハッブル定数決定の歴史
初期の頃はセファイドに２種類あることを知らなかったので間違った値を出していた。

最近の研究はよく収束しているが、宇宙の研究には思いも寄らぬsystematic errorがあるということを肝に銘ずるべきである。

さらに遠くを見ると宇宙の膨張速度は時間変化する。
Freedman方程式[

H 2 ( z ) = H 02 Ω m (1 + z ) 3 + Ω Λ
ハッブル定数

暗黒エネルギーの密度パラメータ

H(z)/H0物質の密度パラメータ近傍の天体（z～0）ではハッブル定数だけが重要。

]

もっと遠くの天体までの距離を測ると密度パラメータに関する情報が得られる。

(Ωm, ΩΛ)(1, 0)(0.3, 0)(0.3, 0.7)

HST key project

redshift遠方SNIaの観測

Riess et al. 2007

・307個のSNIaによる制限・暗黒エネルギーの存在を示唆
・CMB・BAOと合わせるとかなりパラメータが決まる

将来計画：SNAPSuperNova Acceleration Probe・2013打ち上げ？
・2000個のSNIaを観測

さらにさらに遠くへ
暗黒エネルギーの発見はすごいこと。
しかしその正体を考えようとすると情報が少なすぎる。

H ( z ) = H [Ω (1 + z ) + Ω ( z )]2203mΛ

今のところ定数で観測と矛盾しない。
しかしそれは比較的小さなzでの話。

cosmic distance ladderを伸ばす
GRBは宇宙の果てで起こっても見える。
GRBでHubble diagramを拡張して暗黒エネルギーの正体を探りたい。

GRB～10 20 Lsun

Ia型超新星～10 10 Lsunセファイド変光星～10 6 Lsun
三角測量
1pc

1kpc

1Mpc

1Gpc

距離クロスチェック
distance ladderだけでパラメータを決めたい

宇宙論はなるべく多くの方法でチェックされるべき

２、GRBで暗黒エネルギーを探る光度曲線

promptflux

afterglow

ブラックホール?

時間
external shock

internal shock???

10 14 cm

10 17 cm

E f(E)Band spectrum
・peak energy Ep～ 100keV – 1MeV・２つのpower lawを指数関数でつなぐ

E f(E)

スペクトル

redshift分布
Ia型超新星に比べて遠いものがたくさん見つかっている。

最近この辺のが見つかった？

明るさ分布
明るさにはかなりのバリエーションがある。
→ 標準光源にはなりそうにない？

標準光源
・セファイド変光周期と明るさ
・Ia型超新星
減光時間と明るさ
GRBにもこのような相関があるのか？

GRB sequence①
GRBの明るさと他の観測量を結びつける関係式がいくつか提唱されている。
・ピークエネルギー（Amati、Ghirlanda、Yonetoku）
・variability
現実的にはあまり使い物にならない
・spectral lag
Ghirlanda

Yonetoku

Amati

ピークエネルギーが大きいほど明るい

GRB sequence②
ピークエネルギーと「明るさ」の関係式
・Amati：等方換算の総放出エネルギー
・Yonetoku：
ピーク光度（１秒）
・Ghirlanda：
ジェットの開口角で補正した総放出エネルギー
どうしてこのような相関があるのかよくわかっていない・ジェットを見込む角度の違い？
・熱的成分が関与？
ただしこれらの関係式は宇宙論モデルを決めて得られたもの。これをそのまま使うことはできない。

関係式の確立z < 1.5ではIa型超新星によって距離が測られている。そこで
まずz < 1.5のGRBだけを使って相関を見てみる。

確かに相関はある。

これがもっと遠方のGRBにも成り立つと仮定する。

GRB Hubble diagram
Yonetoku relationを用いたHubble diagram・z < 1.5 → 33個・z > 1.5 → 30個
Tsutsui, KT et al. (2009)
宇宙定数
時間変化する暗黒エネルギー

SNIaより数が少なく誤差も大きいが遙かに遠い。

GRBによる制限
contourの形がGRBとSNIaで異なる。重ねると制限が強くなる。まだGRBの数も少なく精度もよくないのであまり強い制限にはならない。が…。

将来の予測Swift・Fermi・Suzakuなどによって将来GRBの数はもっと増えるだろう。
redshift、Epがきちんと決まったGRBが１５０個あるとしたときに期待される制限をシミュレーションにより求めた。
(Tsutsui, KT et al. 2009)

暗黒エネルギーの性質に対してIa型超新星だけより強い制限が得られるだろう。

まとめ
GRBで暗黒エネルギーを探る
・ピークエネルギーと「明るさ」の相関→ これによってGRBを標準光源として使用可能
・cosmic distance ladderをもう１つ伸ばす
三角測量 → セファイド → Ia型超新星 → GRB
・GRBによって暗黒エネルギーの時間変化を探ることができるようになる→ 暗黒エネルギーの正体にせまる・distance ladderの方法だけで宇宙論パラメータを決める→ CMB・BAOなどのクロスチェック
・今のところGRBの数が少ない→ 将来は数がどんどん増えるだろう

終